Cuando me inicié en la Astronomía empezaron a interesarme un tipo de estrellas cuyo brillo cambiaba con respecto al tiempo. Este tipo de estrellas, que me siguen fascinando y las sigo observando, se denominan estrellas variables. Por entonces, lo más fascinante para un joven de 16 años es que podía medir el brillo de las estrellas con un método fácil y que, además, me permitía contribuir activamente con la Astronomía en el conocimiento de este tipo de estrellas. El método que permitía medirlo se lo debo al astrónomo alemán Friedrich Argelander.

Friedrich Wilhelm Argelander nació un 22 de marzo de 1799 en la localidad de Memel, en la provincia de Klaipeda, por entonces perteneciente a Prusia y actualmente a Lituania. Su interés por la Astronomía le vino de la mano de Friedrich Bessel quien era el director del Observatorio Astrónomico de Kaliningrado y profesor de la Universidad de dicha ciudad. El mismo Bessel le consiguió un trabajo a Argelander en el observatorio finés de Turku en el año 1823 después de que éste último se doctorase tras realizar unas revisiones de observaciones del astrónomo John Flamsteed. Posteriormente también consiguió plaza en la Universidad de dicha ciudad como profesor de Astronomía. Su primer trabajo lo realizó allí y en 1837 publicó el libro «Sobre el Movimiento Propio del Sistema Solar». 

A partir de 1836 se iniciaron los trabajos para la construcción de un observatorio en la ciudad alemana de Bonn en los que Argelander estuvo participando activamente tanto en el desarrollo como con sus observaciones. De hecho, en 1843 Argelander publicó un catálogo de estrellas fijas que podían ser visibles a simple vista llamado Uranometria Nova. Lo más llamativo del catálogo fue el método que desarrolló para medir el brillo de las estrellas y que aún sigue siendo usado por miles de aficionados de todo el mundo. Dicho método es conocido como Método de Argelander.

EL MÉTODO DE ARGELANDER

Existe un método a través del cual los aficionados suelen medir visualmente la magnitud de las estrellas. Es actualmente muy usado por los observadores visuales de estrellas variables y a pesar de contener una moderada dosis de subjetividad ha dado muy buenos resultados durante décadas. De hecho, hasta la aparición de los fotómetros y los sensores CCD la estimación de las magnitud de las estrellas -en especial los trabajos realizados con estrellas variables- se hacían usando solo el método conocido como método de Argelander. Actualmente se sigue usando pero debemos ser conscientes que no se adquiere la precisión que se obtiene con un instrumental adecuado como cámaras CCD o incluso la que se alcanza con cámaras DSLR, de cualquier forma suele ser validado por entidades dedicadas a la observación de estrellas variables.

tecephei

Curva de luz de la variable T Cephei obtenida por observadores de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) usando el método de Argelander. (AAVSO)

Éste método fue desarrollado por el astrónomo que nos ocupa usándolo, además, para un catálogo de 22 estrellas variables que publicó en 1850. (Las estrellas variables, como he referido en la cabecera, son aquellas estrellas cuyo brillo no se mantiene constante con el tiempo). El método es muy fácil y consiste básicamente en una interpolación. Se desarrolla de la siguiente manera:

Seleccionamos dos estrellas de magnitud conocida, una de mayor brillo que la que queramos medir (estrella A) y otra de menor brillo que ella (estrella B). Una vez tenemos el par seleccionado, a continuación compararemos la más brillante con la estrella cuyo brillo desconocemos, y posteriormente, haremos lo mismo con la de menor brillo. Las comparaciones se harán asignándole unos grados definidos de la siguiente forma:

  • GRADO 1: Aparentemente las estrellas son iguales de brillo. Tras una observación exhaustiva no vemos diferencia alguna pero por unos instantes observamos que una estrella es más brillante que la otra.
  • GRADO 2: Al primer golpe de vista las dos estrellas resultan iguales pero cuando proseguimos la observación vemos claramente que una estrella es más brillante que otra.
  • GRADO 3: Una estrella es ligeramente más brillante que otra desde el primer golpe de vista.
  • GRADO 4: La diferencia de brillo entre las dos estrellas a comparar resulta notable.
  • GRADO 5: La diferencia de brillo entre las dos estrellas es exagerada o muy exagerada.

A esta relación podría añadirse el grado 0 que se aplicaría en el momento en el que no apreciáramos NINGUNA diferencia de brillo entre las estrellas a comparar pese a haberlo observado a las estrellas tras un detenido examen. Muchos observadores también aplican grados intermedios (a excepción del 0,5) pero para nuestros propósitos básicos la observación la haremos, ahora, usando grados enteros.

Ejemplo del Cálculo de la Magnitud

En una medición cualquiera podríamos tener una expresión así: A(3) V (2) B que significaría que la estrella A es tres grados más brillantes que la estrella de la que queremos obtener el brillo quien, a su vez, es dos grados más brillante que la estrella más débil elegida. Esta expresión recibe el nombre de comparación.

A continuación, llamaremos ma a la magnitud conocida de la estrella más brillante (que vamos a suponer de magnitud 3,2) y mb a la de magnitud más débil (supongamos de magnitud 3,8) y aplicaremos la sencilla expresión matemática siguiente:

 

Si aplicamos los cálculos obtendremos que: mV = 3.2 + (3.8 – 3.2) · (3/5) = 3,56 = 3.6. Según la comparación entre estrellas que hemos observado, la magnitud que le hemos encontrado a la estrella es de 3.6.

Y así desarrolló Argelander su método que ha sido usado (y sigue usándose) por muchísimos aficionados con los que se construyen curvas de luz de muchísimas estrellas variables y que han servido para abundantes estudios en esta rama tan importante y fundamental, de la Astrofísica.

 

 


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